СодержаниеОглавление
Введение 3
Глава 1. Определение размеров, форм небесных тел и расстояний до них 7
§ 1.1. Небесные координаты 7
§ 1.2. Определение радиуса Земли. Триангуляция 15
§ 1.3. Размеры и форма Земли 18
§ 1.4. Определение расстояний до небесных тел 20
Глава 2. Измерение времени 22
§ 2.1. Звездные и солнечные сутки. 22
§ 2.2. Уравнение времени 24
§ 2.3. Местное солнечное и звездное время 25
Глава 3. Измерение астрономических единиц 29
§ 3.1. Определение суточного и годичного параллаксов из наблюдений 29
§ 3.2. Определение параллакса Солнца 32
§ 3.3. Определение размеров и формы светил 34
Заключение 36
Литература 40
Введение
Современная астрономия переживает эпоху стремительного развития, и на вторую половину XX в. пришлась очередная революция в этой науке. В результате этой революции астрономия превратилась во всеволновую, достигла высокой разрешающей способности благодаря использованию межконтинентальных ра¬диоинтерферометров.
Получили развитие новые методы реги¬страции космического излучения всех видов, всех энергий, как с Земли, так и за ее пределами. Произошел информационный взрыв. При этом общий центр тяжести всей астрономии сдви¬нулся в сторону более глубокого понимания эволюции, как от¬дельных объектов, так и всей Вселенной в целом.
Этот сдвиг, естественно, находит свое отражение в той роли, какую астрономия играет в обществе,- астрономические зна¬ния всегда лежали в основе мировоззрения людей.
Член-корреспондент АН РФ И. С. Шкловский говорит, что «современная астрономия стала насквозь эволюционной. Этим она отличается от физики, законы которой, выражающие основ¬ные свойства элементарных частиц и полей, вечны, т. е. не зависят от времени... Принципиально эволюционный характер астро¬номии роднит ее с другими науками о природе - биологией и геологией».
Ясно, что при такой роли астрономии в современной науке знакомство с важнейшими ее идеями необходимо каждому. Ни один современный человек не может считать законченным свое образование, если, он, изучив вопрос о происхождении и эво¬люции жизни на Земле, не имеет представления о всей предшествовавшей эволюции материи, происходившей в звездах и в диффузной газово-пылевой среде как в недавнем прошлом, так и в другие, более ранние периоды эволюции Вселенной.
Актуальность курсовой работы выражена в том, что необычайно возросший за последнее время интерес к астрономии на самых различных уровнях современного общества говорит о том, что ее достижения радуют и волнуют не только их творцов. Совершенствуется преподавание астрономии в школах, расширяются ее курсы в вузах, астрономией быстро и с успехом овладевают инженеры и специалисты, работающие в смежных областях знания.
Растет количество и повышается уровень популярной литературы.
Предметом астрономии является множества самых различных объектов и образуемых ими систем вплоть до всей Вселенной в целом. Исключительно многообразны и методы исследований, включающие как многочисленные теоретические подходы, так и всевозможные экспериментальные способы ре¬гистрации и измерения космического излучения, которое является основным источником информации в астрономии.
Многообразие объектов и методов приводит к многочисленности разделов и отдельных направлений в астрономии. Однако это не нарушает единства астрономии как науки, в которой все разделы подчинены единой цели исследований. По характеру используемой информации следует выделить три основных раздела: астрометрия, небесная механика и астрофизика.
Астрометрия изучает положение небесных тел и вращение Земли, опираясь на теоретические и практические методы изме¬рений углов на небе, для чего организуются позиционные наблю¬дения небесных светил. У астрометрии две важные цели:
a. уста¬новление систем небесных координат и
b. получение параме¬тров, характеризующих наиболее полно закономерности вра¬щения Земли.
Небесная механика изучает движение небесных тел под действием тяготения, разрабатывает методы измерения их траекторий на основании наблюдаемых положений на небе, позволяет рассчитать таблицы их координат на дальнейшее время (эфемериды), изучает взаимное влияние тел на их движение, рассматривает движение и устойчивость систем небесных и искусственных тел.
Как видно, небесная механика целиком опирается на данные астрометрии и очень тесно с ней связана.
Астрофизика изучает происхождение (космогония), строение, химический состав, физические свойства и эволюцию, как отдельных небесных тел, так и их систем вплоть до всей Вселенной в целом (космология).
Таким образом, предмет астрофизики исключительно многообразен и обширен. Вместе с тем, в своих исследованиях астрофизика постоянно прибегает к выводам и методам астрометрии и небесной механики, так что все три важнейших раздела астрономии тесно взаимодействуют между со¬бой.
Астрофизика включает множество практических подразде¬лов, в которых разрабатываются и применяются различные ме¬тоды наблюдений и анализа электромагнитного космического излучения, а также ряд теоретических подразделов, основанных на применении к результатам наблюдений методов физики и математики, знание которых совершенно необходимо астрономам.
Цель курсовой работы – ознакомиться с проблемами измерений в астрономии, изучить базовые их методы и результаты.
Исследование таких сложных объектов как Галактика и другие звездные системы, требующее активного использования методов всех трех перечисленных разделов астрономии, иногда выделяют в так называемую звездную астрономию.
Однако в последнее время этот раздел все больше и больше сближается с астрофизикой, аналогично происходящему процессу сближения астрометрии с небесной механикой.
Глава 1. Определение размеров, форм небесных тел и расстояний до них
§ 1.1. Небесные координаты
Многие важные открытия, как в прошлом, так и сегодня были бы невозмож¬ными без упорного, тяжелого и часто незаметного труда ученых, посвятивших свою жизнь определению небесных координат светил.
В самом деле, например, квазары были обнаружены сначала как источники радиоизлучения. Природа квазаров как удивительных внегалактических объектов была раскрыта лишь в итоге больших усилий по их ото¬ждествлению с оптическими объектами. Для этого потребовалось как можно точнее определить их коорди¬наты.
Без результатов 20-летнего труда Тихо Браге, этого искусного измерителя координат планет, Иоганн Кеп¬лер не смог бы открыть законы движения планет во¬круг Солнца. Точные определения положения светил на небесной сфере позволили установить, в частности, ме¬сто малых планет и комет в Солнечной системе, от¬крыть планеты Нептун и Плутон, проверить одно из важнейших следствий общей теории относительности об искривлении траектории луча света, движущегося вблизи травитирующей массы, и многое другое.
Методы определения координат небесных светил разрабатывались на протяжении свыше двух тысячелетий. Сегодня они составляют один из важнейших разделов астрономии, который называется астрометрией.
Измерение видимого положения светил на небе про¬изводится в определенной системе координат. В астрометрии речь идет об измерении угловых расстояний светил от некоторых условных, но общепринятых точек и плоскостей. Можно сказать, что о многообразии систем координат «позаботилась» сама природа.
Так, в своей повседневной практике мы совершенно естественно выделяем направление действия силы притяжения Земли направление «верх - низ», контроли¬руемое отвесной линией, и перпендикулярную к этому направлению плоскость горизонта.
Далее, Земля вращается вокруг своей оси. Хотя этого мы непосредственно не ощущаем, однако отображе¬нием данного движения является вращение небесного свода, ритмичный восход и заход светил. Главным на¬правлением здесь является «ось мира», вокруг которой и вращается небесная сфера.
И, наконец, на протяже¬нии года Земля делает полный оборот вокруг Солнца. Это движение обусловливает смену времен года. Оно обнаруживается в видимом годичном перемещении Солнца среди звезд.
Отмеченные явления и позволяют ввести три раз¬личные системы координат - горизонтальную, эквато¬риальную и эклиптическую. Выбор той или другой из них зависит обычно от характера задачи, стоящей перед исследователем.
Для того чтобы разговор о координатах небесных светил был более конкретным, здесь прежде всего уме¬стно вспомнить основные точки и линии небесной сферы.
Небесной сферой мы называем вспомогательную воображаемую сферу произвольного радиуса, центр кото¬рой может быть расположен в любой точке пространства. На поверхность этой сферы наносятся положения светил так, как они видны на небе в определенный момент времени из данной точки пространства.
Определение положения светила на небесной сфере сводится к измерению длин дуг
Поэтому для измере¬ния дуг и соответствующих им центральных углов ис¬пользуются три единицы:
a. радиан - центральный угол, соответствующий дуге длиной в один радиус; в радиане содержится 57°17'45";
b. градус (°) - центральный угол, соответствующий дуге в 1/360 часть окружности; градус делится на 60 минут ('), минута - на 60 секунд (");
c. час (h) - центральный угол, соответствующий дуге в 1/24 часть окружности; час делится на 60 минут (т)„ минута - на 60 секунд (s); один час равен 15°, минута в часовой мере равна 15 дуговым минутам.
Далее необходимо также вспомнить, что всякое сечение сферы плоскостью есть круг. При этом круг, се¬кущая плоскость которого проходит через центр сферы, называется большим кругом, в противном случае - малым кругом.
Рис. 1. Основные точки и линии небесной сферы
Итак, точки пересечения небесной сферы с отвесной линией, проходящей через ее центр, называются: верх¬няя - зенит (Z) и нижняя - надир (Z1).
Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна к отвесной линии, называется математическим горизонтом (или просто горизонтом). Любая плоскость, прохо¬дящая через зенит и центр сферы, образует при пересечении с ней большой круг, именуемый вертикалом.Введение§ 2.1. Звездные и солнечные сутки.
Сутки - это промежуток времени, в течение которого Земля делает один полный оборот вокруг своей оси относительно какой-нибудь точки (ориентира) на небе.
И в зависимости от того, что является этим ориентиром - точка весеннего равноденствия или центр диска Солнца - в астрономии различают сутки звездные и солнечные.
Начало суток принято связывать с моментом кульминации ориентира. Кульминацией светила называется явление пересечения светилом небесного меридиана.
Кульминация называется верхней, если светило пересекает ту часть небесного меридиана, на которой распо¬ложена точка зенита, и нижней, если светило пересе¬кает нижнюю часть меридиана, на которой расположен надир.
За начало звездных суток условились принимать момент прохождения через меридиан точки весеннего равноденствия к югу от полюса. Звездным временем s и называется промежуток времени, протекший после верхней кульминации точки весеннего равноденствия. Оно измеряется угловым расстоянием точки весеннего равноденствия до меридиана.
Но этим же углом измеряется и прямое восхожде¬ние светила, находящегося в данный момент в меридиа¬не/ Отсюда следует, что звездное время в каждый мо¬мент времени численно равно прямому восхождению светила, находящегося в этот момент в верхней кульми¬нации.
Часовой угол t для этого светила равен нулю (t = 0) и s = а.
В общем случае,
Т. е. звездное время равно сумме часового угла светила и его прямого восхождения.
Теперь становится понятным, как используется звездное время в астрономии. Если прямое восхожде¬ние светила известно, то, зная звездное время s, нетрудно по формуле определить часовой угол све¬тила t на этот момент времени. Именно часовой угол t и склонение б и устанавливаются на оцифрованных кругах (лимбах) телескопов.
Промежуток времени между двумя одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия называется звездными сутками, промежуток времени между двумя одноименными кульминациями Солнца - истин¬ными солнечными сутками.
За начало солнечных суток принимается момент нижней кульминации Солнца (т. е. полночь). Так как Солнце по отношению к звездам не¬прерывно перемещается на небесной сфере, то солнеч¬ные сутки длиннее звездных на Зm56,56s. Начало звезд¬ных суток совпадает с началом истинных солнечных суток 23 сентября и с каждым последующим днем насту¬пает на Зm56,56s раньше.
В целом же в году звездных суток ровно на единицу больше, чем солнечных.
Уже давно было замечено, что длительность истин¬ных солнечных суток на протяжении года неодинакова. Причина этого явления заключается в том, что, во-первых, Солнце движется вдоль, эклиптики, а не вдоль экватора, по которому отсчитывается часовой угол, и, во-вторых, оно движется вдоль эклиптики неравномер¬но.
По¬этому в астрономии было введено понятие «среднего экваториального солнца», движущегося равномерно но экватору. Промежуток времени между двумя Последовательными нижними кульминациями среднего солнца называется средними солнечными сутками.
Промежуток времени между двумя последователь¬ными прохождениями центра диска истинного Солнца через точки весеннего равноденствия называется тропи¬ческим годом.
Точные измерения показывают, что он равен 365,2421988 суток или 365 дней 5 часов 48 минут и 46 секунд.
Принимается, что и среднее солнце также делает полный оборот на небесной сфере на протяже¬нии тропического года.
§ 2.2. Уравнение времени
Положение среднего солнца на небе устанавливается путем вычислений и наблюдений звезд. Для связи истинного солнечного времени со средним временем вводится понятие уравнения време¬ни, показывающее, на сколько начало истинных солнеч¬ных суток отличается от начала средних солнечных су¬ток.
Оно позволяет также установить положение сред¬него солнца на небесной сфере по отношению к истин¬ному Солнцу. Уравнением времени называется разность прямых восхождений истинного Солнца и среднего солнца
Численное значение уравнения времени дается на каждый день во всех астрономических календарях.
Четыре раза в год: 16 апреля, 14 июня, 1 сентября и 25 декабря уравнение времени равно нулю.
12 февраля оно до¬стигает наибольшего значения +14,3 минуты, 15 мая - 3,8 минуты, 27 июля-16,4 минуты и 4 ноября достигает наименьшего значения-16,4 минуты.
§ 2.3. Местное солнечное и звездное время
Наблюдая прохождение Солнца или звезды через меридиан, мы определяем соответственно местное истинное солнечное или звездное время, время данного географического ме¬ридиана.
Очевидно, что каждый из пунктов, находя¬щихся на различных меридианах, имеет свое собствен¬ное местное время, причем разность этих местных вре¬мен равна разности географических долгот данных пунктов, выраженных в часовой мере.
Начиная с конца XVIII в., многие страны мира по¬степенно вводили в употребление время, общее для больших областей, а с 1884 г. используют поясную си¬стему счета среднего времени. Для этого линиями, идущими от северного полюса Земли к южному, земной шар был разделен на 24 часовых пояса.
В качестве исходного был принят меридиан, проходящий через среднюю точку одного из инструментов (меридианного кру¬га) Гринвичской обсерватории в Англии. Участок зем¬ной поверхности, ограниченный меридианами, располо¬женными к востоку и западу на 7,5° от гринвичского, получил название нулевого часового пояса.
Основной меридиан 1-го часового пояса (N = 1) отстоит от гринвичского меридиана на 15° к востоку, 2-го (N = 2) на 30° и т. д.
Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана (N = 0) было принято в качестве всемирного (или мирового) времени. Оно обозначается через Т0 или UT.
Если, далее, долгота пункта, в котором находится наблюдатель, равна λ, то его местное среднее время Tm равно
Весной 1930 г. декретом правительства стрелки всех часов были переведены на 1 час вперед относительно поясного времени. Поэтому время, которое показывают наши часы, называется декретным. Если N - номер часового пояса, в котором проживает читатель, то его декретное время ТД
где
Nh - число целых часов, равное номеру пояса.
Комбинируя формулы, находим формулу перехода от декретного времени к местному
В последнее воскресенье марта стрелки часов пере¬водятся на 1ч вперед - так в нашей стране осуществляется переход на летнее время:Литература1. Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И.. Курс общей астрономии: Учебник.- М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 2002
2. Воронцов-Вельяминов Б. А. Сборник задач и практических упражнений по астрономии. 7-е изд. - М.: Наука, 2000.
3. Дагаев М. М. Лабораторный практикум по курсу обшей астрономии. - М. Высшая школа, 2002.
4. Каплан С. А. Элементарная радиоастрономия. - М.: Наука, 1996.
5. Климишин И. А. Астрономия наших дней. - 2-е изд. - М.г Наука, 2000.
6. Климишин И. А. Астрономия наших дней. - 3-е изд., перераб., и доп. М.: Наука. Гл. ред. физ. мат. лит. 2002.
7. Миннарт М. Практическая астрономия. - М.: Мир, 2001.
8. Михельсон Н. Н. Оптические телескопы: Теория и конструкция. - М: Наука, 2000.
9. Струве О., Линде Б., Пилланс Э. Элементарная астрономия. - М.: Наука, 2000.
10. Шкловский И. С. Проблемы современной астрофизики. - М.: Наука, 2002.
11. Щеглов П. В Проблемы оптической астрономии. - М.: Наука, 200
|
|
